Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.V
本文给出了第五组10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道速度变化的正弦曲线拟合，它们是：V376 And，EL Aqr，EF Boo，DN Cam，FN Cam，V776 Cas，SX Crv，V351 Peg，EQ Tau，KZ Vir。所有系统都是双线分光接触双星（KZ Vir可能是一个低倾角、近距离、非接触双星），其中7个（除了EL Aqr、SX Crv和EQ Tau）是依巴谷卫星计划最近的测光发现。最有趣的物体是SX Crv，一个具有前所未有的低质量比的接触系统，q=0.066+/-0.003，它的存在挑战了目前接触系统的潮汐稳定性理论。几个研究的系统是结合光和径向速度合成解决方案的主要候选人。
2001-06-08 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.XIII
本文给出了10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道径向速度变化的正弦曲线拟合：EG Cep，V1191 Cyg，V1003 Her，BD+7_3142，V357 Peg，V407 Peg，V1123 Tau，V1128 Tau，HH UMa和PY Vir。虽然大多数被研究的食双星都是接触双星，但EG Cep是一个分离或半分离的双线双星，而V1003 Her是一个不确定类型的近距离双星，倾角很小。我们发现了两个以前未知的三重系统，BD+7_3142和PY Vir，都具有晚期光谱型（K2 V）双星。令人感兴趣的是低质量比（q = 0.106）的密近双星V1191 Cyg，它的周期增长非常快;该系统的光谱类型周期非常短，并显示出W型的光变曲线，这对于这样一个低质量比的系统来说是一个意想不到的特征。
2008-05-12 astro-ph
Radial Velocity Studies of Southern Close Binary Stars.II
本文给出了14颗密近双星（SAnt，TT Cet，TW Cet，AA Cet，RW Dor，UX Eri，YY Eri，BV Eri，CT Eri，SZ Hor，AD Phe，TY Pup，HI Pup和TZ Pyx）的径向速度测量结果和轨道速度变化的正弦曲线拟合。所有的都是双行二进制文件，除了最后一个都是接触二进制文件。由于观测次数相对较少（6 - 12次），必须将轨道数据视为初步数据，这种情况部分地被用于RV测定的加宽函数的良好定义所补偿。
2006-10-17 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. XII
本文给出了10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道径向速度变化的正弦曲线拟合，它们是OO Aql、CC Com、V345 Gem、XY Leo、AM Leo、V1010 Oph、V2612 Oph、XX Sex、W UMa和XY UMa。这些双星中的大多数以前都被光谱观测过，但我们的数据比以前的研究具有更高的质量和一致性。虽然大多数研究的食双星都是接触双星，但V1010 Oph可能是一个分离或半分离的双线双星，XY Uma是一个分离的色球活跃系统，其加宽函数清楚地显示出主成分上定义良好和局部化的黑点。一个特别有趣的例子是XY狮子座，它是一个目视无法分辨的四重双星系统，由一个接触双星和一个轨道周期为0.805天的分离的、不食的活动双星组成。V345 Gem和AM Leo是已知的视觉双星。我们在距离XX Sex和XY Uma约2-3角秒处发现了微弱的视觉伴星。
2007-01-07 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.III
介绍了第三组10个接触双星系统的径向速度测量值和轨道速度变化的简单正弦曲线拟合：CN And，HV Aqr，AO Cam，YY CrB，FU Dra，RZ Dra，UX Eri，RT LMi，V753 Mon，V753 Ser.除两个外，所有系统都是接触双线分光双星，其中有四个（YY CrB，FU Dra，V753 Mon，V753 Ser）是依巴谷卫星项目的最新发现。最令人感兴趣的天体是V753 Mon，它的质量比在所有接触系统中最接近于1（q = 0.970 pm 0.003），总质量也很大（（M1+M2）sin ^[3i]= 2.93 pm 0.06）。几个研究的系统是结合光和径向速度合成解决方案的主要候选人。
2000-02-08 astro-ph
Spectroscopic Binary Orbits from Photoelectric Radial Velocities - Paper 191: HD 17310, HD 70645 and HD 80731
这三个物体被确定为最近被确认的剑鱼座γ星类的成员，它们表现出多周期的光度变化，被认为是由非径向脉动引起的。这里处理的特定对象也被证明是光谱双星，我们提供可靠的轨道。径向速度表现出异常大的残差，其中一些光度周期可以跟踪。一些相同的周期性也表现为观察到的线轮廓的变化，这是量化这里简单的线宽。
2006-12-28 astro-ph
High velocity spectroscopic binary orbits from photoelectric radial velocities: BD +30 2129 A
本文利用22个CORAVEL型视向速度测量结果，确定了高自行视双星系统BD +30 2129 A分量的分光轨道。周期为P = 32.79天，中等偏心率e = 0.29。视觉系统AB具有约580 AU的投影空间分离。该系统的质心速度V0 =-35.95km/s，横向速度Vt = 132.2km/s。银河系的空间速度分量U = +76.7 km/s，V = 110.4 km/s，W = -26.6 km/s，以及一个大的紫外线过剩，证明该恒星属于银河系的厚盘族。
2007-01-30 astro-ph
High Velocity Spectroscopic Binary Orbits from Photoelectric Radial Velocities: BD +82 565A
利用57个CORAVEL径向速度测量数据，确定了一颗绕极高自行视双星BD +82565 A的分光轨道。得到短周期P = 12.69 d和中等偏心率e = 0.30。视觉系统AB具有约830 AU的投影空间分离。该星系的质心速度V0 = -86.7 km/s，横向速度Vt = 118.7 km/s，银河系空间速度分量U = -62.6 km/s，V = -84.1 km/s，W = -84.2 km/s，表明该星系属于厚盘星系。
2006-01-10 astro-ph
The first orbital solution for the massive colliding-wind binary HD93162 (=WR25)
自从爱因斯坦卫星发现与HD 93162（= WR 25）有关的强X射线辐射以来，该天体被预测为碰撞风双星系统。然而，径向速度的变化，将证明可疑的二元性质还没有被发现。我们光谱监测这个对象，以调查其可能的变化，以解决这种不一致。我们为这颗恒星编制了最大的径向速度数据集，以寻找可能由双星运动引起的变化。我们主要从1994年至2006年获得的光谱数据中获得径向速度，并使用不同的数值方法搜索这些径向速度的周期性。这是第一次检测到周期性的径向速度变化。我们的分析明确地表明，沃尔夫-拉叶星WR 25是一个偏心双星系统，可能的周期约为208天。
2006-09-15 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.VIII
本文给出了第七组10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道速度变化的正弦曲线拟合：V410 Aur，V523 Cas，QW Gem，V921 Her，V2357 Oph，V1130 Tau，HN Uma，HX Uma，HD 93917，NSV 223。除了三个星系（V523 Cas，HD 93917，NSV 223）外，所有的星系都是由依巴谷任务发现的。所有的系统都是双线双星（SB 2），除了离得很近的系统V1130 Tau外，其他都是接触双星。加宽功能允许改善V523 Cas的轨道要素，这是以前观察到的径向速度变化的唯一系统。检测到V410 Aur和HX UMa的光谱/视觉伴随物。
2003-02-19 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. XIV
本文给出了TZ Boo、VW Boo、EL Boo、VZ CVn、GK Cep、RW Com、V2610 Oph、V1387 Ori、AU Ser和FT UMa等10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道径向速度变化的正弦曲线拟合。我们的光谱揭示了两个四重系统，TZ Boo和V2610 Oph，而三颗恒星显示小光度振幅，EL Boo，V1387 Ori和FT Uma，被发现是三重系统。GKCep是一颗近距离双星，有一个微弱的第三个组成部分。虽然大多数研究的食系统是接触双星，VZ CVn和GK Cep是分离或半分离双线双星，EL Boo，V1387 Ori和FT Uma是不确定双星类型的近距离双星。在这个样本中发现的大部分三重和四重系统支持在多个恒星系统中形成密近双星的假设;它也表明低光度振幅双星是进一步发现多个系统的肥沃土壤。
2008-10-09 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.IV
本文给出了第四组10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道速度变化的正弦曲线拟合结果：44 Boo，FI Boo，V2150 Cyg，V899 Her，EX Leo，VZ Lib，SW Lyn，V2377 Oph，Anon Psc（GSC 8-324），HT Vir。所有系统都是双线光谱联星，其中只有两个不是接触系统（SW Lyn和GSC 8-324），还有五个（FI Boo、V2150 Cyg、V899 Her、EX Leo、V2377 Oph）是依巴谷卫星项目最近的光度发现。其中五个是三线系统（44 Boo，V899 Her，VZ Lib，SW Lyn，HT Vir）。三线系统中的三个（或可能四个）伴星在我们的观测期间显示出径向速度的变化，这表明它们实际上是四重系统。几个研究的系统是结合光和径向速度合成解决方案的主要候选人。
2001-04-03 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. IX
本文给出了第八组10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道速度变化的正弦曲线拟合结果：AB And，V402 Aur，V445 Cep，V2082 Cyg，BX Dra，V918 Her，V502 Oph，V1363 Ori，KP Peg，V335 Peg。一半的系统（V445 Cep，V2082 Cyg，V918 Her，V1363 Ori，V335 Peg）是由依巴谷任务通过光度测量发现的，所有系统都是双线（SB 2）接触双星。加宽函数法允许改善AB和V502 Oph的轨道根数。其他的系统也是第一次被观测到径向速度的变化，其中有五颗明亮的双星（V<7.5）：V445 Cep，V2082 Cyg，V918 Her，KP Peg和V335 Peg。几个研究的系统是结合光和径向速度合成解决方案的主要候选人。
2003-11-14 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.VI
本文给出了第六组10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道速度变化的正弦曲线拟合，它们是：SV Cam，EE Cet，KR Com，V410 Cyg，GM Dra，V972 Her，ET Leo，FS Leo，V2388 Oph，II UMa。除了FS Leo外，所有的系统都是双线分光双星。狮子座FS的类型不明，而凸轮座SV则是一颗离地密近的双星，其余的都是接触双星。八个双星（除了SV Cam和V401 Cyg）是依巴谷卫星计划最近发现的测光双星。EE Cet、KR Com、V401 Cyg、V2388 Oph、II UMa五个系统是视觉/光谱三重系统的成员。我们能够观察到的密切的双星系统EE Cet单独的同伴，但在其余四个系统中，我们只能通过使用加宽功能的方法分离的光谱成分。几个研究的系统是结合光和径向速度合成解决方案的主要候选人。
2002-05-29 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. XI
本文给出了DU Boo、ET Boo、TX Cnc、V1073 Cyg、HL Dra、AK Her、VW LMi、V566 Oph、TV UMi和AG Vir等10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道径向速度变化的正弦曲线拟合。通过这一贡献，DDO计划已经达到了100个公布的径向速度轨道。径向速度已被确定使用改进的拟合技术，使用旋转配置文件，以近似个别峰加宽功能。三个系统，ET Boo，VW LMi和TV UMi，被发现是四重的，而AG Vir似乎是一个光谱三重。ET布，一个成员密切的视觉二进制与$P_{vis} = 113$年，以前被称为是一个多系统，但我们表明，第二个组件实际上是一个密切的，非食二进制。新的观测使我们能够确定ET Boo和VW LMi中的伴星，非食对的光谱轨道。特别有趣的例子是VW LMi，其中两个光谱双星的相互旋转周期只有355天。虽然大多数的食双星都是接触双星，但ET Boo是由两个双线分离双星组成，HL Dra是单线分离或半分离系统。这组中的五个系统以前曾被光谱观察过：TX Cnc，V1073 Cyg，AK Her（作为单线双星），V566 Oph，AG Vir，但我们的新数据比以前的研究质量高得多。
2006-05-15 astro-ph
A search for spectroscopic binaries in the galactic globular cluster M4. Based on 5973 individual spectra collected at VLT
我们提出了一个大的多历元高分辨率光谱调查的搜索双星候选人在银河系球状星团（GGC）M4。我们工作的目的是识别的二进制候选人，并确定的二进制分数和二进制径向分布。我们提出了一个大的多历元高分辨率光谱调查的搜索双星候选人在银河系球状星团（GGC）M4。我们工作的目的是识别的二进制候选人，并确定的二进制分数和二进制径向分布。观测到的星团成员的平均径向速度为70.29 +/-0.07（+/-0.3）（+/-0.1）km/s。通过多历元观测寻找恒星间径向速度的变化产生了57颗候选双星。我们的径向速度测量精度使我们能够在3 σ水平上识别出径向速度变化大于~0.3km/s的目标星，V<15，大于~0.5km/s的目标星。我们在核心半径内的97个观测目标中确定了4个双星候选者，在核心半径外的2372个观测恒星中确定了53个候选者。考虑到影响我们调查的不完整性，总二进制分数的下限为f=3.0+/-0.3%。团簇核心中二元分数的下限为f=5.1+/-2.3%，而在核心之外则降至f=3.0+/-0.4%。类似地，我们发现对于半质量半径内和外的二元分数，f=4.5+/-0.4%和f=1.8+/-0.6%。
2008-10-10 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars.X
本文给出了第九组10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道速度变化的正弦曲线拟合，它们是：V395 And，HS Aqr，V449 Aur，FP Boo，SW Lac，KS Peg，IW Per，V592 Per，TU UMi，FO Vir。前三颗是非常接近的，可能是分离的早期型双星，所有三颗都需要进一步的研究。特别有趣的是V395，它的光谱类型早在0.685天轨道双星的B7/8。KS Peg和IW Per是单线双星，前者可能拥有一颗质量非常低的恒星。我们已经在一个重要的半分离系统FO Vir中检测到一个低质量的次级，q=0.125+/-0.005。接触双星FP Boo也是一个非常小的质量比系统，q=0.106+/-0.005。这组中的其他接触双星是V592 Per，TU UMi和众所周知的SW Lac。V592 Per和TU UMi有明亮的第三伴星;对于这些双星和V395 And，我们使用了一种新的技术，将加宽函数排列成二维图像。TU UMi的情况下，即使使用这种方法也很难处理，我们还没有能够推导出这个双星的坚定径向速度轨道。本组有三个系统曾在光谱上观察过：HS Aqr，SW Lac，KS Peg。
2005-04-21 astro-ph
The radial velocities and physical parameters of HD 553
HD 553是依巴谷发现的食双星。在这里，我们提出了该系统的第一径向速度曲线。发现HD 553是一颗双线分光双星。尽管光度相差很大，但系统的两个组成部分的质量非常相似。主星是一颗K 0巨星，占据了其罗奇叶的很大一部分。尽管它的质量非常相似，但它仍然是一个晚型矮星。径向速度曲线允许约束几个恒星和系统参数。
2002-10-15 astro-ph
LSS 1135: an O-Type Spectroscopic Binary in the galactic OB association Bochum 7
根据在智利CTIO和阿根廷CASLEO进行的光谱观测，我们发现LSS 1135是一个轨道周期为2.7532天的单线O型双星系统。我们提出了一个分析的基础上的径向速度的He吸收线的轨道要素的系统。我们将LSS 1135的光谱归类为06.5V（（f））。我们还提出了光谱分类和径向速度的波鸿7，OB协会LSS 1135属于该地区的其他7个OB星。我们的数据表明这个星团的距离为5.0千秒差距。
2003-05-13 astro-ph
Discovery of non-radial pulsations in the spectroscopic binary Herbig Ae star RS Cha
在这篇文章中，我们提出了第一次发现的非径向脉动的两个组成部分的Herbig Ae光谱双星RS车。在14个观测夜晚（2006年1月），在1米的Mt John（新西兰）望远镜上用Hercules高分辨率阶梯光栅摄谱仪对该双星进行了准连续观测。在恒星上的累积曝光时间为44小时，对应于255个单独的高分辨率阶梯光栅光谱与$R = 45000$。最小二乘反卷积光谱（LSD）获得的每一个光谱表示的有效光球吸收曲线修改脉动。通过减去旋转加宽的人工轮廓计算差谱;分析这些残余谱并检测非径向脉动。随后的分析与两个互补的方法，即傅立叶参数拟合（FPF）和傅立叶2D（F2 D）已执行和第一约束的脉动模式已被导出。事实上，光谱双星的两个组成部分都是Herbig Ae星，并且都显示出NRP。用FPF方法识别出2个主分量模，（1，m）=（11，11），（11，9）或（10，6）时f_1 = 21.11 c/d，（1，m）=（10，6）或（9，5）时f_2 = 30.38 c/d，其中（1，m）=（11，11），（11，9）或（10，6）。F2 D分析表明，对于f_1，度数l = 8-10。对于二次分量，FPF方法识别出3个（l，m）模，它们按概率降序排列：（l，m）=（2，1）或（2，2）时f_1 = 12.81 c/d，（l，m）=（13，5）或（10，5）时f_2b = 19.11 c/d，（l，m）=（6…
2008-12-22 astro-ph
Radial velocity mapping of Paczyński's star AW UMa: Not a contact binary
我们提出的二维（径向速度，轨道相位）光谱的结果，非常低的质量比密切的二进制AW UMa强烈表明，光谱质量比（q_sp = 0.10）不同意光度导出的一个，广泛采用的接触二进制模型似乎遇到严重的不一致性和局限性，这个对象。AW UMa与V566 Oph（q_sp = 0.26）进行了比较，我们发现V566 Oph的行为符合接触模型。观测到的AW UMa的增宽功能可以解释为一个非常强大的临边变暗和/或非固体主体旋转的主导主要组成部分;前一个假设是非物理的，而差分旋转不支持一个明显的稳定性本地化，黑暗的功能外侧的主要。有迹象表明，存在一个赤道带包围整个系统。所有的不足之处的解释和AW UMa的光度和光谱质量比之间的差异可以解决在一个新的模型AW UMa的两个组件被分离和系统被淹没在一个流的热，光学厚的物质，模仿恒星接触。虽然光谱学正确地给出了质量和它们的比例，但光度图像被赤道平面上吞没两颗恒星的物质严重修改。
2008-01-29 astro-ph
Radial velocity measurements of white dwarfs
我们提出了594径向速度测量71白矮星在我们的搜索过程中获得的二进制白矮星，并没有在其他地方报道。我们确定了三个优秀的候选双星，这需要进一步的观测，以确认我们的初步估计，其轨道周期，和其他一个很好的候选人。我们调查我们的数据是否支持存在一个人口的单一，低质量（<~0.5太阳质量）的白矮星（LMWD）。这些恒星很难用标准的恒星演化模型来解释。我们发现，一个混合的单/二进制人口模型至少比一个纯二进制人口模型更有可能解释我们的数据。这个结果取决于假设的周期分布的二进制LMWD，假设的同伴质量和其他几个因素。因此，在我们看来，支持存在单一LMWD群体的证据不足以坚定地确立这种群体的存在，但确实表明，对LMWD进行扩展观察以获得更令人信服的结果是值得的。
2000-07-31 astro-ph
The very massive X-ray bright binary system Wack 2134 (= WR 21a)
本文报道了用数字光谱测定的N IV 4058和He II 4686发射线以及N V 4604-20吸收线的径向速度，发现X射线亮发射线星Wack 2134（= WR 21 a）是一个轨道周期为$31.673\pm0.002$天的光谱双星系统。在此期间，N IV和He II的发射线和N V的吸收线，起源于大气的主要组成部分，定义了一个相当偏心的双轨道（e=0.64 $\pm$ 0.03）。N V粒子的径向速度变化幅度小于He II粒子的径向速度变化幅度。发射线径向速度的这种行为可能是由于来自伴星的叠加吸收分量产生的扭曲。在双星的正交相位期间观察到的高分辨率阶梯光栅光谱显示两个分量的H和He II衍射，径向速度差约为541 km/s。从这个差异，我们推断相当高的值的最小质量，约87 Mo和53 Mo的主要和次要的组件，分别，如果径向速度变化的He II排放代表的真实轨道的主要。在我们的光谱中没有观察到He I吸收线。因此，Wack 2134双星系统的第二个组成部分似乎是一颗早期O型星。从主要成分光谱中H、He II和NV吸收以及N IV和C IV发射的存在来看，它最明显地类似于Of/WNLha型恒星。
2008-07-04 astro-ph
Precision radial velocities of double-lined spectroscopic binaries with an iodine absorption cell
利用碘吸收池（I_2）将参考光谱叠加到恒星光谱上的光谱技术是目前获得太阳型恒星精确径向速度的最广泛采用的方法。它已经被用来探测130颗已知的太阳系外行星中的80颗。然而，在它的原始版本中，它只允许我们测量单个恒星的精确径向速度。本文提出了一种利用I_2吸收池精确测定双线双星两个分量径向速度的新方法。根据Keck I望远镜和HIRES摄谱仪的观测数据，我们的初步结果表明，对于“早期”型双星（F3-F8），径向速度精度一般可以达到20-30 m/s。对于较晚类型的双星，精度达到~10 m/s。我们讨论了应用该技术的恒星天文学和搜索太阳系外行星的双星系统。特别是，我们结合了我们的初步精度速度的光谱双线二进制HD 4676的帕洛玛试验台干涉仪收集的干涉数据，以证明这样的组合，人们可以定期获得质量的二进制组件准确至少在1.0%的水平。
2005-02-25 astro-ph
Evidence for Binary Orbital Motion of a Quasar Broad-Line Region
对类星体3C 390.3的光谱分析表明，在这段时间里，H β的蓝移峰一直在以几乎恒定的速率改变其径向速度。径向速度增加了1500公里/秒以上。径向速度变化周期的下限为210年。虽然单凭径向速度曲线不能排除很长的周期，但其他考虑表明，周期约为300年。如果径向速度的变化是由于轨道运动，轨道半径约为0.3 pc，系统的总质量约为7 * 10**9太阳质量。在双星黑洞模型中，两个黑洞的质量约为2.2 * 10**9太阳质量。大约4.4 * 10**9太阳质量。一个可能的第三个峰值声称是在1974-75年的光谱中存在的是一个仪器的人工制品。3C 390.3天体中位移峰值的狭窄性要求宽线区域云的运动不仅仅受重力的控制。Koratkar & Gaskell（1991）导出的黑洞质量需要显著增加。这可能使吸积效率降低到爱丁顿极限的1%以下。
1996-05-29 astro-ph
The Binary Origins of Hot Subdwarfs: New Radial Velocities
多径向速度观测已获得了一个大样本的本地场亚矮星B（sdB）的恒星在一个为期两年。SdB星根据它们的运动学和光谱特性似乎分为三个不同的组。第I组中的sdB没有来自冷伴星的可检测的谱线，并且只显示出很小或不显著的速度变化。它们占所有sdB星的35%，这定义了非双星sdB的总比例的上限。第二组sdB是单线光谱双星，约占样品的45%。它们的光谱与第一组相似，但它们的速度变化很大，轨道周期可能在一天左右。第三组包含了剩下的20% sdB，它们显示了来自冷（FGK）主序星或次巨星伴星的额外谱线。所有第三组sdB的速度缓慢变化或几乎恒定，表明周期为数月至数年。第二组sdB的是明显的后共同信封系统，在强烈对比的广泛二进制的第三组。目前的数据还不足以排除这样的可能性，即第一组中的一些sdB可能是第三组双星的类似物，有着无法探测到的微弱同伴。虽然目前的物理状态基本上是无法区分的，但这种性质完全不同的三个群体的清晰划分表明了非常不同的进化历史。
2000-12-11 astro-ph
The radial velocities of the RS CVn star UX Ari. A triple system with a binary on the same line of sight
UX Ari属于非常活跃的RS CVn星，最近成为表面（多普勒）成像的目标。虽然这种技术需要相当精确地确定轨道（以便有正确的定相周期和正确的多普勒频移校正线轮廓），但我们只找到了一个相当古老的轨道解，随后被每个人使用。我们使用已发表的径向速度（RV），辅以大量（124）我们自己最近的高精度RV的主要（K0 IV）和次要（G5 V），以改善UX Ari的轨道。除了改进的一组参数，我们发现，系统的伽马速度是系统地随时间变化。似乎UX Ari是一个三重系统。实际上，第三颗星在光谱中很微弱。虽然它的RV也在变化，但它不是系统的一员，只是碰巧在同一条视线上。最后，给出了有关轨道上物体物理参数的结论。
2001-02-23 astro-ph
Observational Techniques for Detecting Planets in Binary Systems
密近双星系统中的行星探测器探索恒星多样性抑制或促进行星形成的程度。当只研究单恒星系统时，在行星形成模型之间存在简并性-有几种机制似乎能够产生这样的最终结果。这种简并性通过在双星系统中寻找行星而被提升;由此产生的双星系统中行星的检测（或不存在的证据）分离出哪些模型可能有助于行星在自然界中的形成。在这一章中，我们考虑了在两种等级行星双星配置中探测双星的行星伴星的观测努力：第一种是“S型”行星，它只绕其中一颗恒星运行，双星周期比行星周期长得多;第二，"P型“或环双星行星，其中行星同时围绕两颗恒星运行，行星的轨道周期比双星长得多。S-型行星的发现技术对于可以或不能在空间上分辨的双星来说是不同的。对于更广泛的系统，审查的技术包括双星干涉差分天体测量和精确径向速度。另外，未解决的双星可以使用修改后的双星“相位式”差分天体测量或修改的径向速度技术的复合光谱进行研究。如果一个幸运的对齐-但仍然很长的周期-二进制被发现，日食时间也可以揭示S型行星的存在。探测P型行星的方法包括径向速度技术的复合光谱变体和日食计时。
2007-05-21 astro-ph
Radial Velocities of Six OB Stars
我们提出了新的结果，从径向速度研究6个明亮的OB星很少或没有事先测量。其中的HD 45314可能是一颗长周期双星，但这颗Be星的速度变化可能与其周星盘的变化有关。HD 60848（可能与非径向脉动有关）和HD 61827（与风的变化有关）也发现了显著的速度变化。其他三个目标，HD 46150，HD 54879和HD 206183，都是恒速天体，但我们注意到HD 54879有H $α$发射，可能来自一个双星伴星。我们说明了每个目标的平均红光谱。
2007-06-08 astro-ph
The Nearest Star of spectral type O3: A Component of the Multiple System HD 150136
从径向速度确定在高信噪比的数字光谱，我们报告的发现，最明亮的组成部分的二进制系统HD 150136是光谱类型O3。我们还提出了第一个双线轨道的解决方案，这个二进制。我们的径向速度证实了先前发表的光谱轨道周期为2.6天。He II的双折射出现在正交，但在我们的光谱中可见的N V和N IV单线定义了一个径向速度轨道较高的半振幅的主要组成部分比做He II线。从我们的轨道分析，我们得到的最低质量的27和18 $\modot$的二进制组件。中性的He粒子显然不跟随任何双星的轨道运动，因此它们很可能是在系统的第三颗恒星中产生的。
2004-10-19 astro-ph
Spectroscopic Binary Orbits from Photoelectric Radial Velocities -- Paper 171: HD 152028 and Hde 284195 (GK Draconis and V1094 Tauri)
这两颗构成本文主题的恒星都是短周期双线食双星，尽管它们的周期很短，但轨道都是非圆的。虽然HD 152028的HD类型是G 0，但它的综合光谱类型实际上要早得多：B-V色指数只有0.37等，视差显示综合绝对星等为+1.4等。这个周期在径向速度中并不存在，但是我们已经在主星径向速度的初始过量残差（2 km/s量级的σ）中确定了一个可比较的周期性：有一个半振幅约为3 km/s的非对称脉动速度曲线，周期为0.1178天。依巴谷没有观测到HDE 284195，但它的HDE类型G 0与它的颜色和径向速度轨迹的性质相当一致。两颗恒星的自转似乎与轨道伪同步。轨道倾角没有正式确定，但它们必须非常高，然而，有具体的证据表明HD 152028的倾角非常接近90度，因此可以假设质量几乎不超过最小值，在HD 152028的情况下是1.78和1.42太阳质量，在HDE 284195的情况下是1.10和1.01太阳质量，不确定度低于1%。（简略）
2003-06-05 astro-ph
Searching for Planets in the Hyades V: Limits on Planet Detection in the Presence of Stellar Activity
本文给出了毕宿星样本的径向速度测量结果，并讨论了恒星活动对径向速度测量的影响。毕宿星团由于恒星表面特征的旋转调制而导致的径向速度散射水平与Saar & Donahue（1997）的预测一致-最大径向速度均方根值高达~50 m/s，平均均方根值为~16 m/s。在这个94颗恒星的样本中，我们发现了1颗新的双星，2颗具有线性趋势的双星，没有近距离的巨行星。我们讨论了毕宿星团中太阳系外行星探测的局限性和对年轻恒星径向速度测量的限制。
2004-02-24 astro-ph
Strong Lensing by Binary Galaxies Modelled as Isothermal Spheres
研究了理想化为两个等温球的双星星系的引力透镜问题。在一个宽的双星系统中，每个星系都有各自的切向焦散线、近星面焦散线和圆径向焦散线。当双星的间隔变小时，焦散线经历一系列的变形。当切向焦散合并以形成位于径向焦散内部的单个六尖焦散时，发生第一次变形。在更小的分离处，六尖焦散线经历第二次变形，分裂成一个四尖焦散线和两个三尖焦散线，在它们再次扩大并垂直于双星轴远离原点之前，它们缩小到零大小（椭圆脐灾难）。最后，当三尖焦散加入径向焦散时发生第三次变形，留下由两个外部焦散包围的内部扭曲星形焦散。最大图像数量为7。根据临界等时线对多重成像进行分类，只有8种可能性：2种三像病例，3种五像病例和3种七像病例。当等温球奇异时，球核像消失在中心奇异点中。图像的数量可以是1、2、3、4或5，这取决于源的位置，以及这对透镜星系的距离和质量。在这种情况下，可以分析出变形的位置以及三倍和五倍多重成像的开始。
2008-07-30 astro-ph
Robust Models for Phase Shifts in Accreting Binary Stars
吸积双星的径向速度研究通常使用吸积盘发射线来确定主星的径向速度，从而确定质量比。这些发射线径向速度曲线经常从初级的预期运动中相移。这些相移使人们对用圆盘发射谱线测定质量比产生怀疑。我们提出了一个系统的相移研究，使用文献中的数据来区分可能的解释相移。我们发现，一个广泛采用的模型是矛盾的观察（第2节）。我们提出了另一类模型的推广形式，我们称之为“测量偏移模型”。“我们表明，这些模型在数量上与现有数据一致（图2和图3，以及第4.4节中的讨论）。我们认为，采用测量偏移模型的影响，磁盘结构和二进制参数的确定。具体地，我们在第6节中描述了如何使用测量偏移模型来改进基于盘发射线的质量比的确定。这可能是一个有价值的新工具，在确定质量的重要天体物理对象，如吸积中子星和黑洞。
2007-08-02 astro-ph
Radial velocities of pulsating subdwarf B stars: KPD 2109+4401 and PB 8783
介绍了两颗脉动亚矮星KPD 2109+4401和PB 8783的高速光谱学。径向运动被检测到具有与测光观测报告相同的频率，并且在两个或更多个独立模式中具有约2公里/秒的振幅。这些代表了第一次直接观测表面运动由于多模非径向振荡在亚矮星B星。在sdB+F双星PB 8783的情况下，两个分量的速度都得到了解析;高频振荡只在sdB星而不是F星中发现。似乎也有证据表明，双组分的相互运动。如果得到证实，这意味着F型伴星的质量是sdB星的1.2倍，而F星加速超过4小时的幅度将限制轨道周期在0.5到3.2 d之间。
2000-05-02 astro-ph
A CORAVEL radial-velocity monitoring of S stars: symbiotic activity vs. orbital separation
给出了贫Tc S星HR 363（= HD 7351）和HD 191226的轨道根数。HR 363的轨道周期为4592 d（=12.6 y），是已知S星中周期最长的，但它是一个强X射线源。它的X射线通量与HD 35155相似，HD 35155是一颗轨道周期最短（640 d）的S星。这一令人惊讶的结果与在双星S中观察到的双星相互作用的其他诊断方法相一致。它们揭示了双星相互作用的水平与轨道周期之间没有相关性。这种情况可以解释，如果风的质量损失率从巨人是控制活动水平的主要因素在这些（分离）系统，通过一个物质流漏斗通过内部拉格朗日点。
1998-01-28 astro-ph
KH 15D: Gradual Occultation of a Pre-Main-Sequence Binary
我们认为，非凡的“眨眼星”KH 15 D是一个偏心的前主序星，正在逐渐被一个不透明的屏幕掩盖。这个模型解释了现代日食的周期性、深度、持续时间和增长率;来自照相底片的历史光变曲线;以及现有的径向速度测量。它还解释了以前在日食期间观察到的重新变亮事件，以及这些事件随后的消失。我们预测了该系统的未来演化及其全径向速度曲线。考虑到掩幕相对于双星质心的速度很小，掩幕可能与双星有关，并且可能是进动环双星盘的边缘。
2004-01-21 astro-ph
Relative velocities among accreting planetesimals in binary systems: the circumbinary case
我们数值研究了在环双星盘中，由于原行星盘的气体成分，两颗恒星的长期扰动和摩擦的耦合影响下，星子吸积的可能性。我们专注于一个关键的参数：在0.5至100公里的大小范围内的星子之间的相遇速度的分布。探索了具有不同轨道参数的二元系统的扩展范围。将由此产生的相遇速度与阈值速度进行比较，低于阈值速度，碰撞的净结果是积聚成更大的物体，而不是质量侵蚀。对于每一个二进制配置，我们得出的临界径向距离超过该二进制重心是可能的。这个临界径向距离对于几乎圆形轨道上的等质量双星来说是最小的。随着偏心率的增加和质量比的减小，它向更大的值移动。讨论了由于气体阻力效应而引起的微行星轨道排列的重要性。
2007-06-24 astro-ph
The first magnetic maps of a pre-main sequence binary star system - HD 155555
本文首次给出了一个前主序星双星系统的表面磁场图。2004年和2007年，英澳望远镜获得了年轻的1800万年前HD 155555（V824 Ara，G5 IV + K 0 IV）系统的分光偏振观测。这两个数据集进行了分析，使用一个新的二进制塞曼多普勒成像（ZDI）代码。这使我们能够同时模拟每个组分对所观察到的圆偏振光谱的贡献。恒星亮度地图也产生了HD 155555和以前的多普勒图像相比。我们的径向磁图揭示了一个复杂的表面磁拓扑结构与混合极性在所有纬度。我们发现两颗恒星的方位场环，其中大部分被发现是非轴对称的恒星旋转轴。我们还研究了磁场强度和相对分数的磁能存储在径向和方位角的字段组件在这两个时代。在2004年和2007年之间，观测到二级恒星的磁场强度明显减弱。这是伴随着一个明显的移位的位置的磁能从方位角的径向场。我们认为，这可能是一个磁活动周期的指示。我们使用径向磁场图来外推每颗恒星的日冕场（通过假设一个势场）-目前忽略任何可能的相互作用。在这两个历元中，次级恒星的大尺度磁场都与其自转轴呈极端倾斜（~75度）。场的复杂性，这是明显的表面映射持续到一个显着的分数的二进制分离。因此，两颗恒星的场之间的任何相互作用也可能是复杂的。对此进行建模将需要完整的二元场外推。
2008-03-06 astro-ph
The Massive Wolf-Rayet Binary SMC WR7
本文研究了小麦哲伦星云中Wolf-Rayet星AzV 336 a（= SMC WR 7）的光谱。我们的研究是基于1988年至2001年期间在几个天文台获得的数据。我们发现SMC WR 7是一个双线WN+ O 6分光双星，轨道周期为19.56天。O 6分量的He吸收线的径向速度和WN分量在$λ$ 4686 nm处的强He{ \sc ii}发射描述了反相轨道运动。然而，它们显示出$\sim$ 1天的小相移。我们讨论这种相移的可能解释。He { \sc ii}辐射的径向速度变化幅度是吸收线径向速度变化幅度的两倍。二元组分具有相当高的最小质量，WN和O 6组分的$\sim$分别为18 $\modot$和34 $\modot$。
2002-02-11 astro-ph
A Planetary Companion to gamma Cephei A
我们报告探测到一个行星伴星在轨道上围绕主星的双星系统$γ$仙王座。利用1981- 2002年4个独立数据集进行的高精度径向速度测量揭示了叠加在双星轨道上的长寿命残余径向速度变化，这些变化在相位和振幅上是相干的，周期为2.48年（906天），半振幅为27.5 m s $^{-1}$。我们对Ca II H & K S指数测量、谱线平分线和{ \it Hipparcos}光度法进行了仔细分析。我们发现，这些数量与906天期间没有显着的变化。我们还重新分析了Walker等人（1992）的Ca II $λ$ 8662射电望远镜的测量结果，该测量结果表明，在首次发表时，可能存在“行星”周期的周期性变化。分析表明，Ca Ⅱ等效宽度的周期性变化只出现在1986年5月至1992年期间，而在1981年至1986年5月期间没有出现。此外，Ca II $λ$ 8662日冕变化的精细周期为2.14年，明显小于剩余径向速度周期。对剩余视向速度变化最可能的解释是一颗行星质量的伴星，其$M$ sin $i$ = 1.7 $M_{Jupiter}$，轨道半长轴为$a_2$ $=$ 2.13 AU。这支持了Walker等人（1992）首次提出的$γ$ Cep剩余径向速度变化的行星假说。$γ$ Cep是迄今发现的太阳系外行星中周期最短的双星系统，它的轨道周期估计为57年，可能为研究行星和双星形成之间的关系提供线索。
2003-08-29 astro-ph
Rapid multiperiodic variability in a high-mass X-ray binary
大质量X射线双星的位置通常是已知的，足以清楚地识别光学成分，其中一些恒星由OGLE和OOO合作监测。两个这样的候选人的光变曲线检查的证据是明星的行为和周期性。其中一颗恒星有6.833和15.586小时的两个周期，比Be/X射线联星的周期短得多，也更稳定，但与Be脉动的短期变化一致。的多周期性量化与傅立叶技术和检查的相稳定性，径向和非径向脉动的组合进行了讨论。
2004-07-29 astro-ph
The radial velocity of the companion star in the low-mass X-ray binary 2S 0921-630: limits on the mass of the compact object
本文报道了用甚大望远镜对低质量X射线双星2S 0921-630的光谱观测。我们发现伴星的径向速度呈正弦变化，半振幅为99.1+-3.1 km/s，调制周期为9.006+-0.007天，与之前发现的该源的轨道周期一致，系统速度为44.4+-2.4 km/s。由于X射线的照射，由伴星的吸收线测量的光的中心很可能相对于质量中心发生了偏移。我们尝试使用所谓的K校正来对此进行校正。保守地应用可能的最大修正，并利用先前测量的伴星自转速度，我们发现2S 0921-630中致密天体的质量下限为M_X sin ^[3] i > 1.90+-0.25 Msun（1 σ误差）。这个系统的倾角受到很好的限制，因为已经在X射线和光学波段观测到了日偏食。对于倾角在60< i<90度之间的情况，我们发现1.90+-0.25<M_X<2.9+-0.4 Msun。然而，使用这个最大K修正，我们发现伴星的质量与致密天体的质量之比q为1.32+-0.37，这意味着超爱丁顿质量转移率;然而，在2S 0921-630中没有发现这方面的证据。我们认为2S 0921-630中的致密天体要么是大质量中子星，要么是低质量黑洞。
2004-10-06 astro-ph
PSR J0045-7319: A DUAL-LINE BINARY RADIO PULSAR
双星射电望远镜是测绘双星轨道的极好工具，因为脉冲计时方法的精确性（Taylor和Weisberg 1989）。到目前为止，双星的所有轨道参数都是从脉冲星单独的观测中得出的。我们提出的径向速度变化的第一个观测结果，由于一个伴星的二进制运动的无线电脉冲星。我们的结果表明，小麦哲伦云脉冲星PSR J 0045 -7319的伴星是Kaspi等人（1994）确定的B1 V星。该系统的质量比为6.3 +/- 1.2，对于质量为1.4 Mo的中子星，意味着伴星的质量为8.8 +/- 1.8 Mo，与B1 V星的预期质量一致。因此，双星系统的倾角为44 +/- 5度，伴星的预计旋转速度为113 +/- 10 km/s。该双星系统的日心径向速度与小麦哲伦云同一区域的其他恒星和气体的日心径向速度一致。
1995-05-09 astro-ph
On gas drag in a circular binary system
本文用解析和数值方法研究了密圆双星系统中无质量粒子绕主星的运动，特别着重于气体阻力效应。这是第一次计算粒子的大小从1米到10公里，这说明了潮汐扰动气体盘的存在。数值计算发现，潮汐波的径向质量输运对粒子的轨道演化起着至关重要的作用。数值结果证实了分析计算，不假设任何关于盘中径向流的起源。我们表明，在一个磁盘的径向平衡的粒子的迁移率提高，由于增强的气体与粒子碰撞的质量通量和迁移总是指向内，无论径向气体速度的符号。在微扰论的框架内，我们导出了这种圆盘中粒子半长轴、偏心率和倾角的短期变化的一般公式。该公式通过引入气体速度的有效分量来解释偏离轴对称的情况。它们与数值结果在百分之几以内一致。我们还发现，在数值模拟中，潮汐波引入相干的近星点经度和偏心率的粒子在相邻的轨道。相干性的程度取决于粒子的大小和与主星的距离，对于半径为10米的粒子最为突出。结果是重要的，主要是在星子形成的背景下，在较小的程度上，在早期的星子吸积阶段。
2007-07-03 astro-ph
Tidal interaction of a rotating 1 Msun star with a binary companion
我们计算的潮汐扭矩均匀旋转1 Msun星在不同阶段的核心氢燃烧的轨道伴侣。我们应用“传统的近似”和解决的径向部分的潮汐扰动矩阵反演的有限差分方程组上一个非常精细的网格。我们已经确定了共振与重力和准环形模式与多达1000个径向节点在更先进的恒星模型。对于低强迫频率，我们发现显着的潮汐响应，由于粘性阻尼的惯性模式的对流信封的太阳型恒星。我们的结论是，由于恒星旋转（包括共振锁定）的影响可能会大大提高太阳型恒星的潮汐演化的速度。
2002-02-14 astro-ph
Modeling the Radial Distribution of Blue Stragglers in M3
最近对银河系球状星团M3（NGC 5272）中蓝离散星（BS）的调查首次完整地描述了整个球状星团中BS的数量密度与半径的关系。M3中的BS在大半径处过量，而在中等半径处显著不足。在这里，我们提出了一个多质量模型的M3中的BS人口的动力学演化的模拟结果。假设BS是通过二元相互作用在核心中形成的（Hut \&\ Verbunt 1983，Leonard 1989，Sigurdsson \&\ Phinney 1993，Hut \etal 1992，Davies，Benz and Hills 1994），并给出了一些关于相互作用双星中恒星合并时反冲的一般假设;我们发现一个很好的拟合观测到的径向分布的BS，强烈表明，大多数的BS在M3的形成通过在核心的二元碰撞。
1994-06-01 astro-ph
On the triple nature of the X-ray source 4U2129+47 (= V1727 Cyg)
上下文在静止时，与中子星低质量X射线双星4U 2129+47（V1727 Cyg）对应的光学对应物显示出与晚期F型亚巨星一致的光谱，并且在5.24小时的双星周期上没有径向速度变化。这可能意味着V1727 Cyg是一个偶然的视线闯入者。然而，径向速度的测量显示了一个更长时间的约40 km/s的位移，这表明4U 2129+47可能是一个分层的三重系统，F型星在一个围绕内部低质量X射线双星的宽轨道上。目标。为了证实Garcia等人（1989）报道的长期径向速度漂移及其幅度，我们在1996年和1998年期间用William Herschel望远镜使用ISIS摄谱仪获得了Cyg V1727的光谱观测。方法.我们确定径向速度从ISIS光谱的互相关技术与模板光谱的装置。结果由此产生的径向速度显示出最大幅度约为40 km/s的变化，证实了以前的结果，并支持F型星作为分层三重系统中的第三个天体。这颗恒星可能是闯入者的几率为~3e-6
2008-04-15 astro-ph
The T Tauri star RXJ1608.6-3922 - not an eclipsing binary but a spotted single star
对前主序星RXJ1608.6-3922的高分辨率光谱学和光度监测表明，它并不是先前声称的食双星。径向速度测量覆盖适当的时间跨度，以检测光谱的双声称的周期约为7天已经完成。径向速度的散射不超过2.4 km/s，定义了任何以声称的周期围绕这颗恒星运行的食伴的质量上限为24木星质量。对RXJ 1608.6 -3922连续7个夜晚的测光观测（即与声称的轨道周期一样长）显示亮度变化为0.2等，周期为3.6天。探测到的光变曲线的形状与1996年记录的恒星的光变曲线不同。径向速度的微小变化，光变曲线的变化形状，以及（B-V）颜色的变化表明，RXJ 1608.6-3922的流量是由恒星表面的斑点调制的，旋转周期为3.6天。这颗恒星的活动似乎是高度可变的，考虑到光变曲线的可变形状，振幅在几年内从0.5等变化到0.2等，以及可变H $_α$等效宽度的暗示。
2001-05-18 astro-ph
The Binary Frequency Among Carbon-Enhanced, s-Process Rich, Metal-Poor Stars
我们讨论的径向速度的碳增强，s-过程丰富，非常金属贫星（CEMP-s以下），分析了高分辨率光谱多个时期。我们发现样本中约68%的恒星显示出径向速度变化的证据。这些恒星的预期检测分数，采用现场测量的双星分数（~60%），并假设它们具有相同的周期和偏心率分布，是~ 22%。即使假设这些恒星的双星比例是100%，预期的探测百分比也只有36%。这些数值表明CEMP-s恒星中的双星比例高于场双星比例，表明所有这些天体都处于双（或多）系统中。在假定双星比例为100%的情况下，观测到的速度变化频率超过预期的探测比例，这一事实可能是由于与正常场双星相比，这些物体的轨道周期分布更为有限。我们的研究结果表明，CEMP-s星是经典CH-星的贫金属类似物。
2004-12-16 astro-ph
The flattening and the orbital structure of early-type galaxies and collisionless N-body binary disk mergers
我们使用包含暗晕的扁圆轴对称动力学模型来确定中等质量到大质量后发座早型星系的轨道结构。我们发现了各种各样的轨道组成。平均所有样本星系的无序恒星动能在方位角和径向方向是相同的顺序，但他们可以在个别系统的差异高达40%。相反，无论是旋转星系还是非旋转星系，垂直方向的动能平均都小于其他两个方向。这意味着，即使是大多数的旋转椭圆是平坦的恒星速度色散的各向异性。使用三个积分轴对称玩具模型，我们表明，扁平恒星各向异性最大化的熵为一个给定的密度分布。无碰撞的盘合并残留物是径向各向异性的。在观测到的早期型星系中明显缺乏强径向各向异性，这意味着它们可能不是由盘的合并形成的，除非耗散过程的影响很大。
2008-11-13 astro-ph
The Stability of Relativistic Neutron Stars in Binary Orbit
分析了同步圆轨道上相对论准平衡双星中子星的稳定性。我们探讨了合并前对黑洞径向坍缩的稳定性，以及对轨道暴跌的稳定性。我们应用定理的基础上转向点沿均匀旋转序列的恒定角动量和静止质量来定位长期不稳定性的发病。我们发现，吸入双中子星是稳定的径向塌缩黑洞的所有方式下降到最里面的稳定的圆形轨道。
1997-05-10 astro-ph gr-qc
The Kepler equation for inspiralling compact binaries
由偏心轨道上的中子星/黑洞组成的致密双星经历受扰的开普勒运动。扰动是相对论的起源或有关的自旋，质量四极矩和磁偶极子的二元组件。这类系统的后牛顿运动分为径向和角向运动。我们在这里提出的第一次这样的二进制编码的广义开普勒方程的径向运动，包括所有上述的贡献，线性秩序的扰动。再加上适当引入的参数化，径向运动完全解决。
2005-10-20 astro-ph gr-qc
